Przejdź do zawartości

Ciemna energia

Z Wikipedii, wolnej encyklopedii
Szacowany udział ciemnej energii i ciemnej materii w całkowitym bilansie masy i energii obserwowalnego Wszechświata według wyników misji Planck: około 68,3% stanowi ciemna energia, 26,8% ciemna materia, a 4,9% zwykła materia barionowa[1].

Ciemna energia (ang. dark energy) to w kosmologii fizycznej nazwa hipotetycznego składnika lub efektywnego opisu zjawiska wprowadzanego do wyjaśnienia obserwowanego przyspieszenia rozszerzania się Wszechświata[2][3]. W standardowym obrazie kosmologicznym nie oznacza ona zwykłej materii ani ciemnej materii, lecz gładki składnik o silnie ujemnym ciśnieniu, który na największych skalach wpływa na dynamikę kosmosu[3][4].

W modelu Lambda-CDM, będącym obecnie podstawowym modelem opisu ewolucji Wszechświata, ciemna energia odpowiada za dominującą część obecnej gęstości energii kosmosu. Dane misji Planck wskazują, że udział ten wynosi około 68%, podczas gdy na ciemną materię przypada około 27%, a na zwykłą materię około 5%[5][1]. Dokładna natura ciemnej energii pozostaje jednak nieznana i stanowi jeden z głównych nierozwiązanych problemów współczesnej kosmologii[3][6].

Termin dark energy ukuł w 1998 roku amerykański kosmolog Michael Turner[7][8].

Charakterystyka

[edytuj | edytuj kod]

Ciemna energia jest w standardowej kosmologii traktowana jako składnik prawie jednorodnie wypełniający przestrzeń. W przeciwieństwie do materii nie tworzy ona gęstych struktur takich jak galaktyki czy ich gromady, lecz ujawnia się przede wszystkim przez wpływ na tempo ekspansji Wszechświata[3][4].

Jej szczególna rola wiąże się z ogólną teorią względności, w której na ewolucję kosmosu wpływa nie tylko gęstość energii, ale także ciśnienie. Aby wyjaśnić obserwowane przyspieszenie ekspansji, składnik ten musi mieć ciśnienie dostatecznie ujemne, by w uśrednionym opisie kosmologicznym działał przeciwnie do przyciągania grawitacyjnego materii[3][6].

Najprostszym opisem takiego składnika jest stała kosmologiczna, czyli stała gęstość energii próżni. Rozważane są jednak także modele dynamiczne, w których ciemna energia zmienia się z czasem, na przykład modele kwintesencji oparte na polu skalarnym[3][9].

Równanie stanu

[edytuj | edytuj kod]

W kosmologii własności ciemnej energii opisuje się często za pomocą parametru równania stanu , który wiąże ciśnienie z gęstością energii. Dla stałej kosmologicznej wartość ta wynosi dokładnie , natomiast w modelach dynamicznych może w zasadzie odbiegać od tej liczby i ewoluować w czasie[9][3].

Silnie ujemna wartość parametru sprawia, że ciemna energia nie tylko sprzyja przyspieszonej ekspansji, ale także osłabia tempo wzrostu struktur wielkoskalowych w późnym Wszechświecie[10]. Obserwacje wskazują obecnie, że jej zachowanie jest zgodne, w granicach niepewności, z prostym przypadkiem , choć pytanie o ewentualną niewielką ewolucję tego parametru pozostaje otwarte[9][11].

W standardowej kosmologii gęstość materii maleje wraz z ekspansją w przybliżeniu jak , a gęstość promieniowania jeszcze szybciej, jak . Jeśli natomiast ciemna energia jest bliska stałej kosmologicznej, jej gęstość pozostaje niemal stała mimo rozszerzania się przestrzeni. Z tego powodu nie dominowała we wczesnym Wszechświecie, lecz stała się najważniejszym składnikiem dopiero w stosunkowo późnej epoce kosmicznej[9][3].

Historia pojęcia

[edytuj | edytuj kod]

Idea składnika o własnościach zbliżonych do ciemnej energii ma wcześniejsze korzenie w historii kosmologii. Już Albert Einstein wprowadził do równań pola ogólnej teorii względności stałą kosmologiczną, by dopuścić model statycznego Wszechświata. Po odkryciu ekspansji kosmosu rozwiązanie to przez długi czas uznawano za zbędne, lecz pod koniec XX wieku wróciło ono do centrum zainteresowania jako najprostszy sposób opisu przyspieszonej ekspansji[3]. Jeszcze przed odkryciem z 1998 roku pojawiały się też pojedyncze interpretacje danych obserwacyjnych sugerujące dodatni człon , jak w pracy Paála, Horvátha i Lukácsa z 1992 roku[12].

Przełom nastąpił w 1998 roku, gdy dwa niezależne zespoły badające odległe supernowe typu Ia ogłosiły wyniki wskazujące, że ekspansja Wszechświata nie zwalnia, lecz przyspiesza[13][14]. Odkrycie to zostało później wyróżnione Nagrodą Nobla w dziedzinie fizyki za 2011 rok, przyznaną za wykazanie przyspieszonej ekspansji Wszechświata na podstawie obserwacji odległych supernowych[15]. Wkrótce potem pojęcie ciemnej energii weszło na stałe do słownika współczesnej kosmologii[7][8]. Już w pierwszych latach XXI wieku obraz ten wzmacniały niezależne wyniki z mikrofalowego promieniowania tła i wielkoskalowego rozkładu galaktyk. Analizy danych z eksperymentów BOOMERanG i MAXIMA oraz z przeglądu 2dF Galaxy Redshift Survey wskazywały na geometrię bliską płaskiej i udział materii rzędu 30% gęstości krytycznej, co wspierało model wymagający dodatkowego gładkiego składnika energii[16][17][18].

Przesłanki obserwacyjne

[edytuj | edytuj kod]

Istnienie ciemnej energii nie zostało wykazane bezpośrednio laboratoryjnie. Wniosek o jej istnieniu wynika z dopasowania modeli kosmologicznych do kilku niezależnych klas obserwacji[4][9].

Supernowe typu Ia

[edytuj | edytuj kod]

Pierwszą mocną przesłanką były obserwacje odległych supernowych typu Ia, używanych jako świece standardowe. Ich zastosowanie w kosmologii opiera się na tym, że po odpowiedniej standaryzacji jasności można porównywać ich obserwowaną jasność z przesunięciem ku czerwieni i w ten sposób odtwarzać historię ekspansji Wszechświata[19][13][14]. Porównanie tych wielkości wykazało, że odległe supernowe są słabsze, niż oczekiwano w modelach bez późnego przyspieszenia ekspansji. Najprostsza interpretacja tego wyniku mówi, że w późnej historii kosmicznej tempo rozszerzania się Wszechświata zaczęło rosnąć[13][14].

Późniejsze, większe programy obserwacyjne potwierdziły ten obraz. Wyniki projektu Supernova Legacy Survey wskazywały, że średnie własności ciemnej energii są zgodne z opisem bardzo bliskim stałej kosmologicznej, a analiza Pantheon+ pozostaje spójna z płaskim modelem Lambda-CDM, w którym około dwie trzecie całkowitej gęstości energii przypada na ciemną energię[20][21].

Mikrofalowe promieniowanie tła i wielkoskalowa struktura

[edytuj | edytuj kod]

Niezależne ograniczenia pochodzą z obserwacji mikrofalowego promieniowania tła, barionowych oscylacji akustycznych oraz rozkładu materii w kosmosie. Zestawienie tych danych wskazuje, że zwykła materia i ciemna materia nie wystarczają do wyjaśnienia obserwowanej prawie płaskiej geometrii Wszechświata i jego historii ekspansji[9][22].

Wcześniejsze precyzyjne analizy WMAP, a następnie wyniki misji Planck, doprecyzowały parametry modelu standardowego, wzmacniając obraz kosmosu zdominowanego obecnie przez ciemną energię[23][5][1]. Dodatkowego, niezależnego potwierdzenia dostarczyły także pomiary barionowych oscylacji akustycznych w przeglądzie WiggleZ, które dla przesunięcia ku czerwieni około były zgodne z przyspieszoną ekspansją i poprawiały ograniczenia na parametr stanu ciemnej energii[24].

Inne metody

[edytuj | edytuj kod]

Dodatkowych ograniczeń dostarczają badania słabego soczewkowania grawitacyjnego, przeglądy gromad galaktyk oraz pomiary tempa ekspansji jako funkcji epoki kosmicznej. Zasadniczo wszystkie te metody badają ten sam problem z różnych stron: jak szybko rozszerzał się Wszechświat oraz jak rosły w nim struktury wielkoskalowe[9][4]. Ważnym przykładem takich współczesnych analiz są wyniki projektu Dark Energy Survey, który przez łączenie danych o grupowaniu galaktyk, słabym soczewkowaniu i liczebnościach gromad dostarczył dalszych ograniczeń na parametry kosmologiczne i własności ciemnej energii[25][26].

Do niezależnych testów należą też korelacje między anizotropiami mikrofalowego promieniowania tła a wielkoskalową strukturą materii, interpretowane jako późny zintegrowany efekt Sachsa-Wolfe’a. W płaskim Wszechświecie taki sygnał jest oczekiwany właśnie wtedy, gdy późna ekspansja jest zdominowana przez składnik podobny do ciemnej energii[27][28][29].

Coraz większe znaczenie mają również pomiary parametru Hubble’a metodą tak zwanych kosmicznych chronometrów, które pozwalają śledzić historię ekspansji bardziej bezpośrednio niż metody oparte na całkach od . Dane tego typu są wykorzystywane jako uzupełnienie obserwacji supernowych i barionowych oscylacji akustycznych przy testowaniu modeli ciemnej energii[30][31]. Metodę tę stosowano także do ograniczania bardziej konkretnych klas modeli, w tym holograficznych modeli ciemnej energii i wybranych scenariuszy modyfikowanej grawitacji[32][33][34].

Główne interpretacje

[edytuj | edytuj kod]

Stała kosmologiczna

[edytuj | edytuj kod]

Najprostszą możliwością jest utożsamienie ciemnej energii z dodatnią stałą kosmologiczną . W takim ujęciu odpowiada ona stałej w czasie gęstości energii próżni i ma równanie stanu bardzo bliskie [3][35]. Jest to rozwiązanie najprostsze formalnie i zgodne z dużą częścią obecnych danych obserwacyjnych[5][9].

W wielu ujęciach teoretycznych stała kosmologiczna jest interpretowana jako makroskopowy skutek energii próżni kwantowej, lecz właśnie ta interpretacja prowadzi do jednego z najtrudniejszych problemów współczesnej fizyki teoretycznej[36][35]. Tak zwany problem stałej kosmologicznej polega na tym, że proste oszacowania z kwantowej teorii pola dają wartość energii próżni dramatycznie większą od tej, którą sugerują obserwacje kosmologiczne[37][6].

Modele dynamiczne

[edytuj | edytuj kod]

Alternatywą są modele, w których ciemna energia nie jest stała, lecz odpowiada zmiennemu w czasie polu, najczęściej skalarnemu. Najbardziej znaną klasą takich modeli jest kwintesencja[9][3]. W takim podejściu efektywna gęstość energii i równanie stanu mogą zmieniać się podczas ewolucji kosmosu.

W prostych modelach kwintesencji przyspieszenie ekspansji wynika z energii potencjalnej bardzo lekkiego pola skalarnego. Zaletą tej klasy modeli jest to, że dopuszcza ona ewolucję w czasie, zamiast z góry zakładać idealnie stałą gęstość energii próżni[38][39]. Część takich konstrukcji ma tak zwane rozwiązania śledzące, w których gęstość odpowiedniego pola przez długi czas podąża za dominującym składnikiem kosmosu, a dopiero później zaczyna zachowywać się jak ciemna energia[40].

Rozważano również bardziej egzotyczne warianty, takie jak modele fantomowe, w których efektywny parametr stanu spada poniżej , oraz scenariusze przejścia przez granicę , czasem opisywane nazwą „quintom”[41][42]. Takie modele są interesujące fenomenologicznie, ale zwykle wymagają ostrożnej interpretacji fizycznej i bardziej złożonych założeń teoretycznych[9].

Inny nurt obejmuje modele sprzężonej ciemnej energii, w których ciemna energia oddziałuje z ciemną materią lub, słabiej, z materią barionową. Tego rodzaju scenariusze bada się zarówno w kosmologii obserwacyjnej, jak i w kontekście testów pośrednich, lecz obecne dane silnie ograniczają dopuszczalną siłę takich sprzężeń[43][44]. Podejmowano także laboratoryjne próby bezpośredniego wykrycia sił wiązanych z ciemną energią, ale jak dotąd nie przyniosły one dodatniego wyniku[45].

W praktyce porównywanie modeli z danymi często prowadzi się nie przez wybór jednej konkretnej teorii fundamentalnej, lecz przez parametryzację równania stanu, na przykład w postaci CPL, pozwalającej opisać możliwą zmianę wraz z ekspansją Wszechświata[46][47][48]. W literaturze proponowano także inne popularne parametryzacje, między innymi modele Jassala-Bagli-Wadha oraz Wettericha, służące do testowania, czy obserwacje preferują prostą stałą kosmologiczną, czy raczej łagodnie zmienne zachowanie ciemnej energii[49][50].

Rozważano też liczne inne warianty, obejmujące sprzężenie ciemnej energii z materią, modyfikacje grawitacji oraz modele, w których obserwowany efekt wynika nie z nowego składnika energii, lecz z ograniczeń standardowego opisu grawitacji na skalach kosmologicznych[4][9]. Część nowszych prac analizuje również tak zwaną kosmologiczną sprzężoność czarnych dziur, w której ewolucja ich masy miałaby naśladować składnik o własnościach zbliżonych do ciemnej energii. Jest to jednak propozycja wyraźnie spekulatywna i pozostająca przedmiotem sporów, ponieważ nie wykazano, by wyjaśniała pełny zestaw danych równie dobrze jak standardowy opis z ciemną energią[51][52][53].

Aktualny stan badań

[edytuj | edytuj kod]

Badania nad ciemną energią należą do głównych zadań współczesnej kosmologii obserwacyjnej. Ich celem jest dokładniejsze wyznaczenie historii ekspansji Wszechświata i sprawdzenie, czy parametry ciemnej energii są zgodne z prostym modelem stałej kosmologicznej, czy też wykazują ewolucję w czasie[54][11].

Duże znaczenie mają tu współczesne projekty przeglądowe i misje kosmiczne, takie jak Euclid, budujący trójwymiarową mapę rozkładu galaktyk i materii na ogromnych skalach[54]. W analizach danych szeroko stosuje się parametryczne opisy ewolucji równania stanu ciemnej energii, ponieważ pozwalają one porównywać bardzo różne zestawy obserwacji bez przyjmowania z góry jednej mikrofizycznej interpretacji[46][47]. W 2025 roku współpraca DESI (Dark Energy Spectroscopic Instrument) opublikowała wyniki DR2, w których same pomiary barionowych oscylacji akustycznych pozostają zgodne z płaskim modelem Lambda-CDM, natomiast po połączeniu z danymi mikrofalowego promieniowania tła i części prób supernowych pojawia się statystyczna preferencja dla modeli z ewoluującym równaniem stanu ciemnej energii. Wynik ten pozostaje jednak poniżej zwyczajowego progu odkrycia, a jego interpretacja jest nadal przedmiotem analiz[11][55].

Alternatywne wyjaśnienia

[edytuj | edytuj kod]

Nie wszyscy badacze uznają, że jedynym możliwym wyjaśnieniem obserwacji jest nowy składnik energii. Część propozycji zakłada, że przyspieszenie ekspansji mogłoby wynikać z modyfikacji teorii grawitacji albo z efektów związanych z niejednorodnością rozkładu materii w bardzo dużej skali[4].

Najczęściej dyskutowaną klasę alternatyw stanowią modyfikacje grawitacji na skalach kosmologicznych. Choć pozostają one aktywnym obszarem badań, obserwacje fal grawitacyjnych, zwłaszcza zdarzenia GW170817, silnie ograniczyły wiele modeli samoprzyspieszania, które wcześniej przedstawiano jako konkurencyjne wobec ciemnej energii[56][57][58].

Takie scenariusze są jednak trudne do pogodzenia z pełnym zestawem danych obserwacyjnych i jak dotąd nie wyparły standardowego obrazu z ciemną energią jako dominującym składnikiem późnego Wszechświata[3][9]. Proponowano też wyjaśnienia odwołujące się do niejednorodności kosmosu i lokalnych efektów obserwacyjnych, lecz nie zdobyły one szerokiej akceptacji, ponieważ zwykle nie odtwarzają całego zestawu danych z taką dokładnością jak model standardowy[59][60][61]. Pojawiały się również hipotezy, że część sygnału przyspieszenia może wynikać z ruchów osobliwych, lokalnej anizotropii lub ograniczeń statystycznych analiz opartych na supernowych typu Ia, ale także te propozycje nie zmieniły dominującej interpretacji kosmologicznej[62][63]. Rozważano również bardziej złożone relatywistyczne modele kosmologiczne, w których pozorne przyspieszenie wynikałoby z geometrii i niejednorodności bez wprowadzania nowego składnika energii, ale także one nie zyskały statusu rozwiązania konkurencyjnego wobec obrazu standardowego[64][65].

Implikacje dla losów Wszechświata

[edytuj | edytuj kod]

Jeżeli ciemna energia pozostaje w przybliżeniu zgodna ze stałą kosmologiczną, to w miarę dalszej ekspansji jej udział będzie coraz bardziej dominował nad materią, której gęstość maleje wraz ze wzrostem objętości Wszechświata[9][3]. W takim obrazie przyspieszanie ekspansji rozpoczęło się stosunkowo późno, około 5 miliardów lat temu, po wcześniejszej epoce spowalnianej przez grawitacyjny wpływ materii[9].

Dla modeli bliskich standardowemu obrazowi ΛCDM oznacza to, że coraz większa część odległych galaktyk będzie przekraczać kosmologiczny horyzont zdarzeń: ich światło stanie się coraz silniej przesunięte ku czerwieni, a z bardzo odległej przyszłości obserwowalny pozostanie głównie Grupa Lokalna[66][67]. W tym sensie trwała dominacja ciemnej energii prowadzi do obrazu przyszłego Wszechświata coraz uboższego obserwacyjnie, nawet jeśli struktury związane grawitacyjnie nie ulegną rozerwaniu[66][67].

Bardziej spekulacyjne modele, zwłaszcza warianty fantomowe z , dopuszczają jeszcze gwałtowniejszy scenariusz przyszłości, w którym przyspieszenie rosłoby tak silnie, że ostatecznie zniszczyłoby także układy związane grawitacyjnie. Taki hipotetyczny koniec nazywa się czasem Big Rip[68][9].

Zobacz też

[edytuj | edytuj kod]

Przypisy

[edytuj | edytuj kod]
  1. 1 2 3 Planck's new cosmic recipe. European Space Agency, 2013-03-20. [dostęp 2026-04-20]. (ang.).
  2. ↑ Ciemna energia, [w:] Encyklopedia PWN [online], Wydawnictwo Naukowe PWN [dostęp 2026-04-20].
  3. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 P. J. E. Peebles, Bharat Ratra. The cosmological constant and dark energy. „Reviews of Modern Physics”. 75 (2), s. 559–606, 2003. DOI: 10.1103/RevModPhys.75.559. (ang.).
  4. 1 2 3 4 5 6 Ruth Durrer. What do we really know about dark energy?. „Philosophical Transactions of the Royal Society A”. 369 (1957), s. 5102–5114, 2011. DOI: 10.1098/rsta.2011.0285. (ang.).
  5. 1 2 3 Planck Collaboration. Planck 2018 results. VI. Cosmological parameters. „Astronomy and Astrophysics”. 641, s. A6, 2020. DOI: 10.1051/0004-6361/201833910. (ang.).
  6. 1 2 3 Maciej Bilicki. Ciemna energia – czym jest i czy jest?. „Delta”, s. 8–12, 2018. [dostęp 2026-04-20].
  7. 1 2 Dark energy, explained. University of Chicago News, 2025-09-09. [dostęp 2026-04-21]. (ang.).
  8. 1 2 Dark Energy Fills the Cosmos. Lawrence Berkeley National Laboratory. [dostęp 2026-04-21]. (ang.).
  9. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 Joshua A. Frieman, Michael S. Turner, Dragan Huterer. Dark Energy and the Accelerating Universe. „Annual Review of Astronomy and Astrophysics”. 46, s. 385–432, 2008. DOI: 10.1146/annurev.astro.46.060407.145243. (ang.).
  10. ↑ Dragan Huterer. Growth of cosmic structure. „The Astronomy and Astrophysics Review”. 31 (1), s. 2, 2023. DOI: 10.1007/s00159-023-00147-4. (ang.).
  11. 1 2 3 New DESI Results Strengthen Hints That Dark Energy May Evolve. Berkeley Lab News Center, 2025-03-19. [dostęp 2026-04-20]. (ang.).
  12. ↑ G. Paál, I. Horváth, B. Lukács. Inflation and compactification from Galaxy redshifts?. „Astrophysics and Space Science”. 191 (1), s. 107–124, 1992. DOI: 10.1007/BF00644200. (ang.).
  13. 1 2 3 Adam G. Riess. Observational Evidence from Supernovae for an Accelerating Universe and a Cosmological Constant. „The Astronomical Journal”. 116 (3), s. 1009–1038, 1998. DOI: 10.1086/300499. (ang.).
  14. 1 2 3 Saul Perlmutter. Measurements of Omega and Lambda from 42 High-Redshift Supernovae. „The Astrophysical Journal”. 517 (2), s. 565–586, 1999. DOI: 10.1086/307221. (ang.).
  15. ↑ The Nobel Prize in Physics 2011. Nobel Prize Outreach. [dostęp 2026-04-21]. (ang.).
  16. ↑ A. E. Lange. Cosmological parameters from the first results of Boomerang. „Physical Review D”. 63 (4), s. 042001, 2001. DOI: 10.1103/PhysRevD.63.042001. (ang.).
  17. ↑ Shaul Hanany. MAXIMA-1: A measurement of the cosmic microwave background anisotropy on angular scales of 10′-5°. „The Astrophysical Journal Letters”. 545 (1), s. L5–L9, 2000. DOI: 10.1086/317322. (ang.).
  18. ↑ Will J. Percival. The 2dF Galaxy Redshift Survey: the power spectrum and the matter content of the Universe. „Monthly Notices of the Royal Astronomical Society”. 327 (4), s. 1297–1306, 2001. DOI: 10.1046/j.1365-8711.2001.04827.x. (ang.).
  19. ↑ David Branch, Douglas L. Miller. Type Ia Supernovae as Standard Candles. „The Astrophysical Journal Letters”. 405, s. L5–L8, 1993. DOI: 10.1086/186752. (ang.).
  20. ↑ Pierre Astier. The Supernova Legacy Survey: Measurement of Ω_M, Ω_Λ and w from the first year data set. „Astronomy and Astrophysics”. 447 (1), s. 31–48, 2006. DOI: 10.1051/0004-6361:20054185. (ang.).
  21. ↑ Dillon Brout, Dan Scolnic, Brodie Popovic. The Pantheon+ Analysis: Cosmological Constraints. „The Astrophysical Journal”. 938 (2), s. 110, 2022. DOI: 10.3847/1538-4357/ac8e04. (ang.).
  22. ↑ Planck Collaboration. Planck 2013 results. I. Overview of products and scientific results. „Astronomy and Astrophysics”. 571, s. A1, 2014. DOI: 10.1051/0004-6361/201321529. (ang.).
  23. ↑ D. N. Spergel. Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) three year results: implications for cosmology. „The Astrophysical Journal Supplement Series”. 170 (2), s. 377–408, 2007. DOI: 10.1086/513700. (ang.).
  24. ↑ Chris Blake, Eyal A. Kazin, Florian Beutler. The WiggleZ Dark Energy Survey: mapping the distance-redshift relation with baryon acoustic oscillations. „Monthly Notices of the Royal Astronomical Society”. 418 (3), s. 1707–1724, 2011. DOI: 10.1111/j.1365-2966.2011.19592.x. (ang.).
  25. ↑ T. M. C. Abbott. Dark Energy Survey Year 3 results: Cosmological constraints from galaxy clustering and weak lensing. „Physical Review D”. 105 (2), s. 023520, 2022. DOI: 10.1103/PhysRevD.105.023520. (ang.).
  26. ↑ T. M. C. Abbott. Dark Energy Survey Year 1 Results: Cosmological constraints from cluster abundances and weak lensing. „Physical Review D”. 102 (2), s. 023509, 2020. DOI: 10.1103/PhysRevD.102.023509. (ang.).
  27. ↑ Robert G. Crittenden, Neil Turok. Looking for Λ with the Rees-Sciama Effect. „Physical Review Letters”. 76 (4), s. 575–578, 1996. DOI: 10.1103/PhysRevLett.76.575. (ang.).
  28. ↑ Shirley Ho, Christopher M. Hirata, Nikhil Padmanabhan. Correlation of cosmic microwave background with large-scale structure: I. ISW Tomography and Cosmological Implications. „Physical Review D”. 78 (4), s. 043519, 2008. DOI: 10.1103/PhysRevD.78.043519. (ang.).
  29. ↑ Tommaso Giannantonio, Ryan Scranton, Robert G. Crittenden. Combined analysis of the integrated Sachs-Wolfe effect and cosmological implications. „Physical Review D”. 77 (12), s. 123520, 2008. DOI: 10.1103/PhysRevD.77.123520. (ang.).
  30. ↑ Joan Simon, Licia Verde, Raul Jimenez. Constraints on the redshift dependence of the dark energy potential. „Physical Review D”. 71 (12), s. 123001, 2005. DOI: 10.1103/PhysRevD.71.123001. (ang.).
  31. ↑ Cong Ma, Tongjie Zhang. Power of observational Hubble parameter data: a figure of merit exploration. „The Astrophysical Journal”. 730 (2), s. 74, 2011. DOI: 10.1088/0004-637X/730/2/74. (ang.).
  32. ↑ Zelong Yi, Tongjie Zhang. Constraints on holographic dark energy models using the differential ages of passively evolving galaxies. „Modern Physics Letters A”. 22 (1), s. 41–54, 2007. DOI: 10.1142/S0217732307020889. (ang.).
  33. ↑ Haoyi Wan, Zelong Yi, Tongjie Zhang, Jie Zhou. Constraints on the DGP Universe Using Observational Hubble parameter. „Physics Letters B”. 651 (5), 2007. DOI: 10.1016/j.physletb.2007.06.053. (ang.).
  34. ↑ Tongjie Zhang, Cong Ma, Tian Lan. Constraints on the dark side of the universe and observational Hubble parameter data. „Advances in Astronomy”. 2010, 2010. DOI: 10.1155/2010/184284. (ang.).
  35. 1 2 Sean M. Carroll. The cosmological constant. „Living Reviews in Relativity”. 4 (1), s. 1, 2001. DOI: 10.12942/lrr-2001-1. (ang.).
  36. ↑ Svend E. Rugh, Henrik Zinkernagel. The quantum vacuum and the cosmological constant problem. „Studies in History and Philosophy of Science Part B: Studies in History and Philosophy of Modern Physics”. 33 (4), s. 663–705, 2002. DOI: 10.1016/S1355-2198(02)00033-3. (ang.).
  37. ↑ Steven Weinberg. The cosmological constant problem. „Reviews of Modern Physics”. 61 (1), s. 1–23, 1989. DOI: 10.1103/RevModPhys.61.1. (ang.).
  38. ↑ Bharat Ratra, P. J. E. Peebles. Cosmological consequences of a rolling homogeneous scalar field. „Physical Review D”. 37 (12), s. 3406–3427, 1988. DOI: 10.1103/PhysRevD.37.3406. (ang.).
  39. ↑ Sean M. Carroll. Quintessence and the Rest of the World: Suppressing Long-Range Interactions. „Physical Review Letters”. 81 (15), s. 3067–3070, 1998. DOI: 10.1103/PhysRevLett.81.3067. (ang.).
  40. ↑ Paul J. Steinhardt, Li-Min Wang, Ivaylo Zlatev. Cosmological tracking solutions. „Physical Review D”. 59 (12), s. 123504, 1999. DOI: 10.1103/PhysRevD.59.123504. (ang.).
  41. ↑ Robert R. Caldwell. A phantom menace? Cosmological consequences of a dark energy component with super-negative equation of state. „Physics Letters B”. 545 (1–2), s. 23–29, 2002. DOI: 10.1016/S0370-2693(02)02589-3. (ang.).
  42. ↑ Bo Feng, Xiulian Wang, Xinmin Zhang. Dark energy constraints from the cosmic age and supernova. „Physics Letters B”. 607 (1–2), s. 35–41, 2005. DOI: 10.1016/j.physletb.2004.12.071. (ang.).
  43. ↑ Sunny Vagnozzi, Luca Visinelli, Olga Mena. Do we have any hope of detecting scattering between dark energy and baryons through cosmology?. „Monthly Notices of the Royal Astronomical Society”. 493 (1), s. 1139–1152, 2020. DOI: 10.1093/mnras/staa311. (ang.).
  44. ↑ Chethan Krishnan, Roya Mohayaee, Eoin Ó Colgáin. Does Hubble Tension Signal a Breakdown in FLRW Cosmology?. „Classical and Quantum Gravity”. 38 (18), s. 184001, 2021. DOI: 10.1088/1361-6382/ac1a81. (ang.).
  45. ↑ D. O. Sabulsky, I. Dutta, E. A. Hinds, B. Elder, C. Burrage, E. J. Copeland. Experiment to Detect Dark Energy Forces Using Atom Interferometry. „Physical Review Letters”. 123 (6), s. 061102, 2019. DOI: 10.1103/PhysRevLett.123.061102. (ang.).
  46. 1 2 M. Chevallier, D. Polarski. Accelerating Universes with Scaling Dark Matter. „International Journal of Modern Physics D”. 10 (2), s. 213–224, 2001. DOI: 10.1142/S0218271801000822. (ang.).
  47. 1 2 Eric V. Linder. Exploring the Expansion History of the Universe. „Physical Review Letters”. 90 (9), s. 091301, 2003. DOI: 10.1103/PhysRevLett.90.091301. (ang.).
  48. ↑ E. M. Barboza, J. S. Alcaniz. A parametric model for dark energy. „Physics Letters B”. 666 (5), s. 415–419, 2008. DOI: 10.1016/j.physletb.2008.08.012. (ang.).
  49. ↑ H. K. Jassal, J. S. Bagla, T. Padmanabhan. WMAP constraints on low redshift evolution of dark energy. „Monthly Notices of the Royal Astronomical Society Letters”. 356 (1), s. L11–L16, 2005. DOI: 10.1111/j.1745-3933.2005.00044.x. (ang.).
  50. ↑ C. Wetterich. Phenomenological parameterization of quintessence. „Physics Letters B”. 594 (1–2), s. 17–22, 2004. DOI: 10.1016/j.physletb.2004.05.008. (ang.).
  51. ↑ Duncan Farrah, Kevin S. Croker, Michael Zevin. Observational Evidence for Cosmological Coupling of Black Holes and its Implications for an Astrophysical Source of Dark Energy. „The Astrophysical Journal Letters”. 944 (2), s. L31, 2023. DOI: 10.3847/2041-8213/acb704. (ang.).
  52. ↑ Sohan Ghodla, Richard Easther, M. M. Briel. Observational implications of cosmologically coupled black holes. „The Open Journal of Astrophysics”. 6, s. 25, 2023. DOI: 10.21105/astro.2306.08199. (ang.).
  53. ↑ Mark Lacy, Athena Engholm, Duncan Farrah. Constraints on Cosmological Coupling from the Accretion History of Supermassive Black Holes. „The Astrophysical Journal Letters”. 961 (2), s. L33, 2024. DOI: 10.3847/2041-8213/ad1b5f. (ang.).
  54. 1 2 Misja EUCLID – kosmiczny teleskop do poszukiwania ciemnej materii i ciemnej energii. Polska Agencja Kosmiczna, 2023-07-03. [dostęp 2026-04-20].
  55. ↑ DESI Collaboration. DESI DR2 results. II. Measurements of baryon acoustic oscillations and cosmological constraints. „Physical Review D”. 112 (8), s. 083515, 2025. DOI: 10.1103/PhysRevD.112.083515. arXiv:2503.14738. (ang.).
  56. ↑ M. Sami, R. Myrzakulov. Late time cosmic acceleration: ABCD of dark energy and modified theories of gravity. „International Journal of Modern Physics D”. 25 (12), s. 1630031, 2016. DOI: 10.1142/S0218271816300317. (ang.).
  57. ↑ Austin Joyce, Lucas Lombriser, Fabian Schmidt. Dark Energy vs. Modified Gravity. „Annual Review of Nuclear and Particle Science”. 66 (1), s. 95, 2016. DOI: 10.1146/annurev-nucl-102115-044553. (ang.).
  58. ↑ David Langlois, Ryo Saito, Daisuke Yamauchi, Karim Noui. Scalar-tensor theories and modified gravity in the wake of GW170817. „Physical Review D”. 97 (6), s. 061501, 2018. DOI: 10.1103/PhysRevD.97.061501. arXiv:1711.07403. (ang.).
  59. ↑ David L. Wiltshire. Exact Solution to the Averaging Problem in Cosmology. „Physical Review Letters”. 99 (25), s. 251101, 2007. DOI: 10.1103/PhysRevLett.99.251101. (ang.).
  60. ↑ David L. Wiltshire. Cosmological equivalence principle and the weak-field limit. „Physical Review D”. 78 (8), s. 084032, 2008. DOI: 10.1103/PhysRevD.78.084032. (ang.).
  61. ↑ David Rubin, Jill Heitlauf. Is the Expansion of the Universe Accelerating? All Signs Still Point to Yes: A Local Dipole Anisotropy Cannot Explain Dark Energy. „The Astrophysical Journal”. 894 (1), s. 68, 2020. DOI: 10.3847/1538-4357/ab7a16. (ang.).
  62. ↑ Christos G. Tsagas. Peculiar motions, accelerated expansion, and the cosmological axis. „Physical Review D”. 84 (6), s. 063503, 2011. DOI: 10.1103/PhysRevD.84.063503. (ang.).
  63. ↑ J. T. Nielsen, A. Guffanti, S. Sarkar. Marginal evidence for cosmic acceleration from Type Ia supernovae. „Scientific Reports”. 6, s. 35596, 2016. DOI: 10.1038/srep35596. (ang.).
  64. ↑ Mustapha Ishak, James Richardson, David Garred, Delilah Whittington, Anthony Nwankwo, Roberto Sussman. Dark Energy or Apparent Acceleration Due to a Relativistic Cosmological Model More Complex than FLRW?. „Physical Review D”. 78 (12), s. 123531, 2008. DOI: 10.1103/PhysRevD.78.123531. (ang.).
  65. ↑ Teppo Mattsson. Dark energy as a mirage. „General Relativity and Gravitation”. 42 (3), s. 567–599, 2010. DOI: 10.1007/s10714-009-0873-z. (ang.).
  66. 1 2 Abraham Loeb. The Long-Term Future of Extragalactic Astronomy. „Physical Review D”. 65 (4), s. 047301, 2002. DOI: 10.1103/PhysRevD.65.047301. (ang.).
  67. 1 2 Lawrence M. Krauss, Robert J. Scherrer. The Return of a Static Universe and the End of Cosmology. „General Relativity and Gravitation”. 39 (10), s. 1545–1550, 2007. DOI: 10.1007/s10714-007-0472-9. (ang.).
  68. ↑ Robert R. Caldwell, Marc Kamionkowski, Neal N. Weinberg. Phantom Energy and Cosmic Doomsday. „Physical Review Letters”. 91 (7), s. 071301, 2003. DOI: 10.1103/PhysRevLett.91.071301. (ang.).

Linki zewnętrzne

[edytuj | edytuj kod]
Polskojęzyczne
Anglojęzyczne

Bibliografia

[edytuj | edytuj kod]
  • Helge Kragh, James M. Overduin, The Weight of the Vacuum: A Scientific History of Dark Energy, Springer, Heidelberg 2014, ISBN 978-3-642-55089-8.
  • Adalbert Pauldrach, Tadziu Hoffmann, Das Dunkle Universum: Der Wettstreit Dunkler Materie und Dunkler Energie, Springer, Heidelberg 2022, ISBN 978-3-662-65387-6.
Źródło: „https://pl.wikipedia.org/w/index.php?title=Ciemna_energia&oldid=80102042”